خورشید ( میترا )

تك‌ستاره منظومه شمسي، خورشيد، تنها يكي از 400 ميليارد ستاره در كهكشان راه‌شيري و ستاره‌اي كاملاً معمولي از دسته ستارگان رشته اصلي است. خورشيد ما که 5 ميليارد سال پيش از ابري از غبار -كه بقاياي انفجار يك ابرنواختر بود- به وجود آمد، هم‌اكنون در نيمه عمر خود به سر مي‌برد. خورشيد نيز مانند ساير ستارگان كهكشان راه‌شيري در حال چرخش به دور مركز كهكشان است. سرعت اين حركت 217 کيلومتر بر ثانيه و هر دور گردش خورشيد به دور مركز كهكشان، 225 تا 250 ميليون سال است. زمين، سيارات منظومه شمسي و اقمار آنها، سيارات كوتوله، سيارک‌ها، شهاب‌سنگ‌ها، دنباله‌دارها و ذرات معلق گرد و غبار، خورشيد را در اين سفر همراهي مي‌كنند. مرکز خورشيد، کوره‌اي هسته‌اي با دماي 15 ميليون درجه سانتيگراد و چگالي‌ 150 برابر آب است. تحت چنين شرايطي هسته‌هاي اتم هيدروژن با هم ترکيب شده و به هليوم تبديل مي‌شوند. در اين حين، 0.7 درصد جرم ترکيب شده، تبديل به انرژي مي‌شود. از 590 ميليون تن هيدروژني که در هر ثانيه ترکيب هسته‌اي مي‌شوند، 3.9 ميليون تن ماده به انرژي تبديل مي‌شود. اين سوخت هيدروژني، تا 5 ميليارد سال ديگر دوام خواهد داشت. با وجود آنکه خورشيد نزديک‌ترين ستاره به زمين است و طي ساليان متمادي دانشمندان بسياري به دقت آن را مورد بررسي و مطالعه قرار داده‌اند، اما هنوز سوالات بي‌پاسخ بي‌شماري در رابطه با آن باقي مانده است؛ از جمله آنکه چرا جوّ خارجي خورشيد درجه حرارتي معادل با يك ميليون کلوين دارد، در حالي‌که درجه حرارت سطح خورشيد که فوتوسفر ناميده مي‌شود، تنها 6000 کلوين است.

مقدمه خورشيد ستاره‌اي است در مرکز منظومه شمسي که زمين واجرام ديگر (شامل ساير سيارات به همراه اقمارشان، [سيارک‌ها]، [شهاب سنگ‌ها]، [دنباله‌دارها] و ذرات معلق گرد وغبار) درحال چرخش به دور آن هستند. تك ستاره منظومه شمسي ستاره‌اي است با اندازه متوسط، که 5 ميليارد سال از عمر آن مي‌گذرد و 99/8 درصد از کل جرم منظومه شمسي را تشکيل مي‌دهد. اگر روي سطح خورشيد 11900 کره زمين را کنار يکديگر قرار دهيم، تمام سطح خورشيد پوشيده مي‌شود. همچنين اگر خورشيد را مانند کره‌اي تو خالي در نظر بگيريم، در اين صورت براي پرکردن داخل آن به 1,300,000 کره زمين نياز خواهيم داشت. اين ستاره ظاهري کروي داشته و عمدتاً از گازهاي هيدروژن و هليوم تشکيل شده است. (74% از جرم خورشيد يا 92% از حجمش را هيدروژن و 25% از جرم آن يا 7% از حجمش را هليوم تشکيل داده است.)      ستاره درخشان منظومه شمسي   خورشيد با سرعت 217 کيلومتر بر ثانيه به دور مرکز کهکشان راه شيري در حال چرخش است. با اين سرعت مي‌توان يک سال نوري را در هر 1400 سال پيمود يا به عبارتي مي‌توان يک [واحد نجومي] (AU) را در 8 روز طي کرد. (فاصله متوسط بين زمين و خورشيد که تقريباً معادل با 150 ميليون کيلومتر است يک واحد نجومي ‌ناميده مي‌شود.) مدت 225 تا 250 ميليون سال طول مي‌کشد تا خورشيد بتواند با چنين سرعتي يک دور کامل به دور مرکز کهکشان راه شيري بگردد. از آنجا كه خورشيد قادر به توليد نور و گرما به كمك همجوشي هسته‌اي هيدروژن است، در دسته بندي ستارگان در گروه [ستارگان رشته اصلي] قرار مي‌گيرد. همجوشي هسته‌اي هيدروژن كه در مركز خورشيد اتفاق مي‌افتد موجب توليد انرژي به صورت نور و گرما شده و زندگي بر روي كره زمين را ممكن مي‌سازد.

ساختار خورشيد مواد تشکيل‌دهنده خورشيد حالت گازي دارند، بنابراين لايه‌هاي خورشيد محدوده دقيق و معيني نداشته و گازها و مواد اطراف لايه‌هاي خارجي به تدريج در فضا منتشر مي‌شوند. با اين حال، چنين به نظر مي‌رسد که خورشيد لبه تيزي داشته باشد، چرا که بيشتر نوري که به زمين مي‌رسد از يک لايه که چند صد کيلومتر ضخامت دارد ساطع مي‌شود. اين لايه [شيدسپهر (رخشان‌كره يا فوتوسفر)] نام دارد و به عنوان سطح خورشيد شناخته شده است. بالاي سطح خورشيد، [فام‌سپهر (رنگين‌کره يا کروموسفر)] و [‌هاله (کرونا يا تاج خورشيدي)] قرار دارند که با همديگر جوّ خورشيد را تشکيل مي‌دهند.     لايه‌هاي مختلف خورشيد شامل هسته، ناحيه تابشي، ناحيه همرفتي، شيدسپهر، فام‌سپهر، و تاج خورشيدي در اين تصوير نشان داده شده‌اند (عكس از ناسا)   خورشيد 99% از جرم کل منظومه شمسي را شامل مي‌شود. از آنجا که خورشيد در حالت پلاسمايي قرار دارد و فاقد ساختار جامد است، دائماً دستخوش تغييرات چرخشي متنوعي در حين چرخش به دور محور خودش مي‌شود. سرعت چرخش در نواحي استوايي خورشيد سريع‌تر از سرعت چرخش آن در قطبين است. مدت زمان يک چرخش کامل خورشيد به دور محور خود، 25 روز براي نواحي استوايي و 35 روز براي قطبين آن است. البته به علت چرخش کره زمين به دور خورشيد، مدت زمان يک دور چرخش کامل خورشيد در نواحي استوايي آن از ديد ناظر روي زمين 28 روز محاسبه مي‌شود. نيروي گريز از مرکز حاصل از اين حرکت چرخشي خورشيد، 18 ميليون بار ضعيف‌تر از نيروي جاذبه در سطح خورشيد در ناحيه استواي آن است. همچنين نيروي جاذبه سياراتي که به دور خورشيد مي‌گردند، قادر نيست بر جاذبه بسيار قوي خورشيد تاثير محسوسي بگذارد و در شکل ظاهري آن تغييري ايجاد نمايد. خورشيد به دليل داشتن ساختار پلاسمايي مانند سيارات سنگي داراي مرز و محدوده مشخص و معيني نيست و در بخش‌هاي خارجي‌تر، چگالي گازهاي آن کمتر مي‌شود که مي‌توان اين‌طور نتيجه گرفت که رابطه‌اي نمايي بين فاصله گازها از هسته خورشيد و ميزان چگالي آن‌ها وجود دارد. شعاع خورشيد به صورت خطي مستقيم از هسته آن تا لبه شيدسپهر در نظر گرفته مي‌شود. شيدسپهر يا فوتوسفر لايه‌اي از سطح خارجي خورشيد است که به آساني با چشم غيرمسلح قابل رويت بوده و به عنوان لبه خورشيد در نظر گرفته مي‌شود. گازها در اين منطقه بسيار سردتر از آن هستند که بتوانند به خوبي بدرخشند و پرتوافشاني نمايند. هسته خورشيد، ده درصد از کل حجم خورشيد را شامل مي‌شود که 40% از کل جرم خورشيد را در خود جاي داده است. بخش داخلي خورشيد به طور مستقيم قابل مشاهده نيست و خود خورشيد نيز به علت داشتن تشعشعات شديد الکترومغناطيسي به طور شفاف و واضح قابل مشاهده نيست. به هرحال، همان‌گونه که علم لرزه‌شناسي با استفاده از امواج توليد شده ناشي از زمين‌لرزه به تعيين ماهيت و ساختار دروني زمين مي‌پردازد، [علم لرزه‌شناسي خورشيدي] نيز با بررسي امواج حاصل از انفجارهاي درون خورشيد سعي در شناخت و آشکارسازي ساختار داخلي خورشيد دارد. البته مدل‌سازي کامپيوتري خورشيد نيز به عنوان ابزاري مكمل براي تشخيص ماهيت و ساختار دروني خورشيد مورد استفاده قرار مي‌گيرد.

هسته خورشيد مرکز خورشيد، کوره‌اي هسته‌اي با دماي 15 ميليون درجه سانتيگراد (27 ميليون درجه فارنهايت) و چگالي‌ 150 برابر آب است. تحت چنين شرايطي، هسته‌هاي اتم هيدروژن باهم ترکيب شده و به هسته‌هاي هليوم تبديل مي‌شوند. ضمن اين همجوشي، 7/0 درصد جرم ترکيب‌شده تبديل به انرژي مي‌شود. از 590 ميليون تن هيدروژني که در هر ثانيه ترکيب هسته‌اي مي‌شود، 9/3 ميليون تن ماده به انرژي تبديل مي‌شود. اين سوخت هيدروژني، تا 5 ميليارد سال ديگر دوام خواهد داشت.   هسته خورشيد از مرکز آن تا فاصله 2/0 شعاع خورشيد در نظر گرفته مي‌شود. چگالي آن برابر با 150،000 کيلوگرم بر متر‌مکعب (150 برابر چگالي آب روي زمين) و دماي آن نزديک به 13،600،000 کلوين (15 ميليون درجه سانتيگراد) است. دماي سطح خورشيد 5785 کلوين، معادل 2350/1 برابر دماي هسته خورشيد است. بررسي‌هاي صورت گرفته اخير در ماموريت فضايي سوهو نشان داد که هسته خورشيد به مراتب سريع‌تر از ساير نقاط متشعشع خورشيد مي‌چرخد. در تمام طول عمر خورشيد، اين ستاره انرژي‌اش را از طريق شکافت هسته‌اي که به صورت يک سري مراحل زنجيره‌وار رخ مي‌دهد، تامين مي‌نمايد که به آن زنجيره پروتون-پروتون گفته مي‌شود. در ستارگان، دو مجموعه فعل و انفعال وجود دارد که مي‌تواند منجر به تبديل هيدروژن به هليوم و در نهايت، آزاد شدن انرژي شود: 1- [پروتون-پروتون يا زنجيره پي-پي] که در ستارگاني با جرمي‌معادل يا کمتر جرم خورشيد نقش مهمي‌ايفا مي‌کند. 2- [چرخه CNO] که در ابرستارگان با اجرامي به مراتب ‌بيشتر از خورشيد از اهميت ويژه‌اي برخوردار است.     سه مرحله اصلي زنجيره پروتون-پروتون (منبع: wikipedia) در چرخه پروتون-پروتون، طي سه مرحله چهار هسته هيدروژن با يكديگر تركيب شده و يك هسته هليوم را به وجود مي‌آورند:              (مرحله 1)                                            1H  + 1H à 2H + e++ ν                       (مرحله 2)                                            2H  + 1H à 3He + γ                       (مرحله 3)                                           3He + 3He à 4He + 1H + 1H             مرحله 1 و 2 بايد دو بار پشت سرهم انجام گيرند تا دو هسته هليوم هر كدام با 3 پروتون به وجود آيند. اين روند همچنين منجر به آزاد شدن مقاديري انرژي مي‌شود.   هسته خورشيد تنها بخشي از خورشيد است که در آن شکافت هسته‌اي صورت مي‌گيرد كه اين فرايند، منجر به آزاد شدن مقادير قابل‌توجهي گرما مي‌شود. ساير بخش‌هاي خورشيد نيز با همين گرماي توليد شده در هسته که به سمت خارج متساعد مي‌شود، گرم مي‌شود. انرژي آزاد شده در هسته خورشيد پيش از آنکه بتواند به صورت نور و يا ذرات داراي انرژي جنبشي، در فضا آزاد شود، بايد از لايه‌هاي متوالي متعددي عبور کند تا در نهايت بتواند به شيدسپهر رسيده و به فضا بگريزد.   در هر ثانيه 3.4×1038 هسته اتم هيدروژن به هسته اتم هليوم تبديل مي‌شوند (بيش از حدود 8.9×1056  ميزان کل پروتون‌هاي آزاد در خورشيد) که اين امر موجب تبديل 26/4 ميليون تن ماده به انرژي در هر ثانيه مي‌شود که ميزان اين انرژي برابر است با 3.83×1026  وات يا به بيان ساده‌تر برابر است با ميزان انرژي آزاد شده از انفجار 9.15×1010  مگاتن [تي اِن تي] در هر ثانيه. ممکن است اين ارقام بسيار بزرگ به نظر برسد، اما در اصل اين ارقام حاکي از نرخ پايين توليد انرژي در هسته خورشيد است (حدود 3/0 ميکرووات بر سانتيمتر مکعب يا به عبارتي 6 ميکرووات به ازاي هر کيلوگرم ماده) براي مقايسه، در نظر بگيريد كه ميزان انرژي توليد شده توسط بدن انسان 2/1 وات به ازاي هر کيلوگرم است که اين ميزان به ازاي هر واحد از جرم، ميليون‌ها بار بزرگ‌‌تر از آنچه در هسته خورشيد رخ مي‌دهد، است.   استفاده از پلاسما براي توليد انرژي در زمين با مقادير و پارامترهاي مشابه خورشيد، کاملاً غيرعملي و ناممکن است. ضمن آنکه رآکتورهاي هسته‌اي موجود به پلاسمايي با دمايي به مراتب بيشتر از دماي پلاسما در هسته خورشيد براي توليد انرژي نياز دارند.   سرعت شکافت هسته‌اي رابطه تنگاتنگي با چگالي و دما دارد، بنابراين سرعت شکافت و همجوشي هسته‌اي در هسته خورشيد در يک حالت [موازنه خودبه‌خود اصلاح‌شونده] قرار دارد. اين مطلب بدان معناست که در صورتي که اندکي سرعت شکافت هسته‌اي بالا رود، هسته خورشيد اندکي منبسط شده و كاهش دما موجب کاهش سرعت شکافت هسته‌اي مي‌شود و به اين ترتيب اين آشفتگي خودبه‌خود اصلاح مي‌شود. از طرف ديگر در صورتي که سرعت شکافت هسته‌اي اندکي کاهش يابد، هسته اندکي خنک شده و منقبض مي‌شود، که اين عامل موجب بالا بردن فشار و در نتيجه سرعت شکافت هسته اي شده و سرعت شکافت را به ميزان مطلوب مي‌رساند.   فوتون‌هاي پرانرژي ([کيهاني]، [گاما] و [ايکس]) آزاد شده در نتيجه شکافت هسته‌اي به‌راحتي توسط يک لايه چند ميليمتري از پلاسما جذب شده و دوباره به صورت تصادفي در جهات گوناگون منتشر مي‌شوند که البته کمي‌ از انرژي خود را نيز در همين فرايند از دست مي‌دهند. بنابراين مدت زمان زيادي طول مي‌کشد تا اين فوتون‌ها بتوانند به سطح خورشيد رسيده و به فضا گسيل يابند که به اين زمان "مدت زمان سفر فوتون" گفته مي‌شود که طول آن بين 10000 تا 170000 سال تخمين زده مي‌شود. هر پرتوي گاما قبل از آنکه از سطح خورشيد به فضا بگريزد در هسته خورشيد به چندين ميليون فوتون نور مرئي تبديل مي‌شود.   سرانجام پس از اتمام سفر فوتون‌ها و رسيدن آن‌ها به لايه نامرئي شيدسپهر که انتقال دهنده گرما به محيط خارج است، اين فوتون‌ها به صورت نور مرئي از سطح آن به فضاي نامتناهي مي‌گريزند تا سفر بي‌پايان خود را در اعماق فضا آغاز کنند.

ناحيه تشعشع لايه بعد از هسته، [ناحيه تشعشع] است. اين منطقه بيش از 32 درصد حجم و 48 درصد جرم خورشيد را شامل مي‌شود. اين منطقه به اين علت منطقه تشعشع ناميده مي‌شود كه انرژي از ميان آن بيشتر به شكل تابشي حركت مي‌كند. دما در اين منطقه يك ميليون درجه سانتيگراد است. دما و تراكم مواد در ابتداي اين ناحيه يعني نزديك به هسته زياد است، ولي با نزديك شدن به انتهاي ناحيه، دما و جرم كاهش پيدا مي‌كند. ذرات نور در اين منطقه بايد از لايه‌هاي مستحكم گاز عبور كنند. در نتيجه، ممكن است يك ميليون سال بگذرد تا يك فوتون از اين منطقه عبور كند.

ناحيه همرفتي  در لايه خارجي خورشيد (تا فاصله 70% شعاع خورشيد از هسته که کمي بيش از 2% جرم خورشيد را شامل مي‌شود) پلاسماي خورشيدي به اندازه کافي داغ و چگال نيست که بتواند انرژي گرمايي داخل خورشيد را به صورت انرژي تابشي از خود گسيل کند. از اين رو گرما به وسيله [جريان‌هاي همرفتي] از بخش‌هاي داخلي‌تر به سطح خورشيد (شيدسپهر) انتقال مي‌يابد. هنگامي‌که مواد در سطح خورشيد سرد مي‌شوند، به طور ناگهاني به داخل آن سقوط مي‌کنند و دوباره به مرکزِ انتقال حرارتي که از همان‌جا گرما دريافت کرده بودند، بازمي‌گردند تا دوباره انرژي و گرماي لازم را از اين منطقه دريافت کنند. در مواردي که اين مواد به شدت گرم شوند، از طريق جريان همرفتي که مانند ستون‌هايي از دل خورشيد تا سطح آن ادامه دارند، ناگهان به سطح خورشيد بازگشته و فوران مي‌کنند که در اين صورت باعث دانه‌دانه شدن سطح خورشيد مي‌شوند. به بيان ساده‌تر، اين دانه‌ها در واقع همان ستون‌هاي جريان‌هاي همرفتي در خورشيد هستند که دائماً مواد داغ و گداخته‌شده را به سطح خورشيد انتقال مي‌دهند.همين جريان متلاطم و آشفته همرفتي در خارجي‌ترين بخش از منطقه وزش گرمايي خورشيد باعث تقويت شدن ميدان‌هاي مغناطيسي ضعيف در خورشيد و در نهايت به وجود آمدن قطب‌هاي مغناطيسي بسيار قوي در قسمت شمالي و جنوبي خورشيد مي‌شود.       شيدسپهر (رخشان‌كره يا فوتوسفر) پاييني‌ترين لايه جوّ خورشيد يا همان سطح خارجي خورشيد که با چشم غيرمسلح قابل مشاهده است، شيدسپهر ناميده مي‌شود که ضخامت آن حدود 500 کيلومتر است. در قسمت بالاي شيدسپهر نور مرئي خورشيد مي‌تواند آزادانه در فضا منتشر شود. در اين سطح، تمامي انرژي مي‌تواند به راحتي از سطح خورشيد بگريزد. تغيير در ميزان شفافيت خورشيد و کدر شدن آن به علت کاهش ميزان يونH-  رخ مي‌دهد زيرا كه اين يون به راحتي مي‌تواند نور مرئي را جذب نمايد.   به عكس، نور مرئي‌اي که ما قادر به ديدن آن هستيم در اثر برخورد و برهم‌کنش الکترون‌ها با اتم‌هاي هيدروژن به منظور تشکيل يون H- توليد مي‌شود. به دليل آنکه بخش‌هاي بيروني لايه غيرشفاف شيدسپهر خنک‌تر از بخش‌هاي دروني آن است، تصوير خورشيد در مرکز درخشان‌تر و روشن‌تر از اطراف آن به نظر مي‌رسد که به اين پديده تاريکي لبه قرص خورشيد، اثر [تاريكي لبه] گفته مي‌شود. نور خورشيد تا حدي شامل طيف نوري [جسم سياه] است و دماي آن به حدود 6000 کلوين مي‌رسد. اين طيف نوري از لايه‌هاي نازک بالاي شيدسپهر همراه با [خط جذب اتمي] به فضا پراکنده مي‌شود.       شيدسپهر داراي [چگالي حقيقي]  1023 m-3 است که اين مقدار تقريباً برابر با 1% چگالي حقيقي جوّ زمين در سطح دريا است. اثر تاريكي لبه خورشيد در اين تصوير به وضوح ديده مي‌شود     در بررسي‌هاي ابتدايي نتايج [طيف‌سنجي] شيدسپهر، تعدادي خط جذبي يافت شدند که با هيچ‌يک از عناصر شيميايي شناخته‌شده در زمين تا آن زمان مشابه نبودند. در سال 1868 [نورمن لاک‌ير] اين‌گونه پنداشت که عامل پيدايش اين خط‌هاي جذبي به علت وجود عنصري خاص در ساختار شيدسپهر خورشيد است که در زمين يافت نمي‌شود. او اين عنصر را هليوم نام نهاد (که از نام هليوس که در يونان باستان به عنوان خداي خورشيد شناخته مي‌شد) اقتباس شده بود (25 سال پس از اين کشف، هليوم در زمين کشف شد).   منطقه حداقل درجه حرارتي خنک‌ترين لايه خورشيد که آن را منطقه حداقل درجه حرارتي مي‌نامند، 500 کيلومتر بالاتر از لايه شيدسپهر را شامل مي‌شود که دما در اين منطقه به 4000 کلوين مي‌رسد. اين منطقه به اندازه کافي خنک است تا در آن، مولکول‌‌هاي آب و مونواکسيدکربن يافت. وجود چنين مولکول‌هايي در اين لايه با روش‌هاي طيف‌سنجي و مشاهده خط جذب اين عناصر در طيف نور خورشيد اثبات شده است. فام‌سپهر (رنگين کره يا کروموسفر) بالاي منطقه حداقل درجه حرارتي، لايه‌اي نازک به ضخامت تقريبي 2000 کيلومتر وجود دارد که با روش‌هاي طيف‌سنجي و مشاهده خطوط جذبي طيفي کشف شده است. اين لايه فام‌سپهر يا كروموسفر ناميده مي‌شود که از واژه [کروما] (به معناي رنگ) گرفته شده است. علت انتخاب اين اسم آن است که فام‌سپهر معمولاً به علت درخشندگي شيدسپهر نامرئي است. اما به هنگام خورشيدگرفتگي که ماه قرص مرکزي خورشيد را مي‌پوشاند، نور سرخ فام‌سپهر را مي‌توان ديد. اين لايه عمدتاً از گاز هيدروژن تشکيل شده است و سديم، کلسيم، منيزيم و يون هليوم نيز در آن وجود دارد. فام‌سپهر مانند يک فلش رنگي در آغاز و پايان يك خورشيدگرفتگي کامل، قابل رويت است. درجه حرارت در فام‌سپهر به تدريج با افزايش ارتفاع از سطح خورشيد بالا مي‌رود و در نزديکي‌هاي مرز اين لايه به 100000 کلوين مي‌رسد.   منطقه انتقال حرارتي بعد از فام‌سپهر، [منطقه گذار يا انتقال حرارتي] قرار دارد که درجه دما در اين منطقه از صدهزار کلوين به سرعت بالاتر رفته و به دماي تاج يعني نزديک به يک ميليون کلوين مي‌رسد. اين افزايش دما به علت يونيزه شدن کامل هليوم در دماي بالاي اين محدوده رخ مي‌دهد. گذار يا انتقال حرارتي در ارتفاع دقيق و معيني از سطح خورشيد رخ نمي‌دهد، بلکه به صورت هاله‌اي لايه فام‌سپهر را احاطه کرده است که اين ‌هاله از روي زمين قابل مشاهده نيست و تنها مي‌توان از فضا و با استفاده از تلسکوپ‌‌هاي حساس به طيف‌سنجي اشعه فرابنفش آن را رصد نمود.   هاله (کرونا يا تاج خورشيدي) تاج و شعله‌هاي عظيم خورشيدي (عكس از ناسا)   لايه خارجي و توسعه‌يافته خورشيد را تاج مي‌نامند که حجم آن از حجم خود خورشيد بسيار بزرگ‌تر است. تاج توسط بادهاي خورشيدي به آرامي و به طور يکنواخت در سراسر منظومه شمسي پراکنده مي‌شود (مقدار ماده‌اي که به صورت باد خورشيدي در هر ثانيه از خورشيد دور مي‌شود، در حدود يک ميليون تن است).     چگالي‌ حقيقي لايه پايين تاج، که به سطح خورشيد بسيار نزديک است، معادل  1014 - 1016 m-3است (چگالي حقيقي جوّ زمين، نزديک به سطح دريا  2 x 1025 m-3 است). هنوز دانشمندان موفق به تعيين درجه حرارت قطعي و دقيق لايه تاج نشده‌اند، اما آنچه مشخص است درجه حرارت تاج بسيار بالا و در حدود ده‌ها ميليون کلوين است که يکي از دلايل وجود چنين دماي بالايي، حوزه‌هاي مغناطيسي موجود در اين لايه مي‌تواند باشد.   فام‌سپهر، لايه انتقال و تاج خورشيدي به مراتب داغ‌تر از شيدسپهر هستند؛ رازي که تا به امروز دانشمندان موفق به کشف علت آن نشده‌اند.   مي‌توان تاج خورشيدي را به وضوح به‌هنگام خورشيدگرفتگي کلي مشاهده کرد.     رده طيفي در رده‌بندي طيفي، خورشيد يک ستاره از دسته G2V است. اين تقسيم‌بندي بر اساس دماي سطحي ستارگان و به صورت زير انجام مي‌گيرد:     هر كدام از گروه‌هاي O تا M به 10 زيرگروه تقسيم مي‌شوند. با اين حساب، دماي سطحي خورشيد با رده طيفي G2 تقريباً برابر با 5780 کلوين است. حرف V به اين معناست که خورشيد از دسته ستارگان رشته اصلي است؛ به اين معنا كه اين ستاره نيز همانند بسياري ديگر از ستارگان، انرژي خود را از ترکيب هسته‌اي هيدروژن و تبديل آن به هليوم به دست مي‌آورد، به طوري‌ که هميشه درحالت [تعادل هيدرواستاتيکي] قرار دارد، يعني خورشيد در اثر اين واکنش نه منقبض مي‌شود نه منبسط.   در کهکشان راه شيري حدود 400 ميليارد ستاره وجود دارند كه تقريباً نيمي‌از آنها خورشيدمانند و از دسته G هستند. خورشيد از 85% اين ستارگان درخشان‌تر است. بيشتر اين ستارگان را [کوتوله‌هاي سرخ]  تشکيل مي‌دهند. دماي سطحي خورشيد باعث درخشش آن به رنگ سفيد مي‌شود که البته به دليل وجود [اثر پراکنده‌کنندگي جوّ] اين ستاره از ديد ناظر روي زمين به رنگ زرد مشاهده مي‌شود.   نور خورشيد و اثر پراکنده‌کنندگي جو هنگامي‌که نور خورشيد با جوّ زمين برخورد مي‌کند، فوتون‌هاي نور آبي از طيف نور خورشيد جدا شده و در جو پراکنده مي‌شوند و به همين علت آسمان به رنگ آبي ديده مي‌شود. جدا شدن طيف آبي از نور خورشيد موجب مي‌شود که رنگ قرمز در نور خورشيد بيشتر نمايان شود که به همين علت ناظر روي زمين خورشيد را به رنگ زرد مشاهده مي‌کند. در هنگام طلوع و يا غروب که نور خورشيد مسافت بيشتري را در جو مي‌پيمايد تا به ناظر برسد، فوتون‌هاي آبي بيشتري از طيف نور خورشيد توسط جو جذب مي‌شود و به همين علت خورشيد به رنگ نارنجي يا قرمز مشاهده مي‌شود. نور خورشيد منبع اصلي تأمين انرژي در زمين است. [ثابت خورشيدي]، مقدار انرژي‌اي است که هر منطقه‌اي که مستقيماً تحت تاثير تابش نور خورشيد قرار مي‌گيرد، دريافت مي‌کند. ثابت خورشيدي براي منطقه‌اي در فاصله يك واحد نجومي ‌از خورشيد، که زمين نيز در همين فاصله قرار گرفته، تقريباً برابر با 1370 وات به ازاي هر مترمربع است. نوري که از خورشيد به سطح کره زمين مي‌رسد، بسيار ضعيف‌تر از آن چيزي است که بايد به زمين برسد که البته علت اين امر برخورد نور خورشيد با جوّ زمين است. بنابراين ميزان ثابت خورشيدي براي هر نقطه‌اي که در شرايط هوايي مطلوب و غيرابري تحت تاثير تابش مستقيم نور خورشيد قرار گيرد (زماني که خورشيد در [سمت الرأس]  -که همان نقطه اوج خورشيد است- قرار داشته باشد) حدود 1000 وات به ازاي هر يك متر مربع است. اين انرژي مي‌تواند با روش‌هاي طبيعي و مصنوعي گوناگوني تحت کنترل درآمده و به خدمت گرفته شود. به عنوان مثال، گياهان در فرايند فوتوسنتز نور خورشيد را جذب کرده و با تغيير اين انرژي به ترکيبات شيميايي اکسيژن توليد مي‌كنند و ترکيبات کربن‌داري چون دي‌اکسيدکربن را كاهش مي‌دهند. همچنين گرما و يا انرژي الکتريکي توليد شده توسط باتري‌هاي خورشيدي نيز نقش بزرگي در تامين نيازهاي بشر امروزي ايفا مي‌کند. انرژي نهفته در نفت خام و ساير سوخت‌هاي فسيلي نيز در اصل ميليون‌ها سال پيش در اثر تابش نور خورشيد به گياهان و تشکيل مواد آلي در آن‌ها به وجود آمده است. [اشعه فرابنفش] خورشيد داراي خاصيت گندزدايي و ضدعفوني‌کنندگي است که مي‌توان از آن براي ضدعفوني کردن آب و تجهيزات گوناگون (مانند تجهيزات پزشکي) بهره گرفت. اين اشعه داراي فوايد پزشکي گوناگوني است که در اين ميان، مي‌توان به توليد "ويتامين د" در بدن در اثر تابش آن به پوست اشاره کرد. مقادير بسياري از اشعه فرابنفش خورشيد قبل از رسيدن به زمين توسط لايه ازن جذب مي‌شود و تنها مقادير اندکي از آن به سطح زمين مي‌رسد که ديگر براي انسان مضر نيست. بنابراين با تغيير عرض جغرافيايي، ميزان اشعه فرابنفشي که به سطح زمين مي‌رسد نيز تغيير مي‌کند. در اصل زاويه‌اي که خورشيد در هنگام ظهر با سمت الرأس مي‌سازد، منشأ تمام تنوع‌هاي زيستي مانند تنوع رنگ پوست انسان‌ها (با توجه به اينکه در کدام بخش از کره زمين زندگي مي‌کنند) است.   ميدان‌هاي مغناطيسي و فعاليت‌هاي خورشيدي ميدان‌هاي مغناطيسي خورشيد موجب بروز پديده‌هاي گوناگوني مي‌شود که همه اين پديده‌ها تحت عنوان فعاليت‌هاي خورشيدي شناخته مي‌شوند. بخشي از اين فعاليت‌ها شامل شکل‌گيري لکه‌هاي خورشيدي در سطح خورشيد، شعله‌ها و زبانه‌هاي عظيم خورشيدي و متغير بودن شدت وزش بادهاي خورشيدي است که اين بادها عناصر گوناگوني را همراه خود به سراسر منظومه شمسي حمل مي‌کنند. هنگامي که بادهاي خورشيدي به زمين مي‌رسند باعث به وجود آمدن پديده‌هاي گوناگوني از جمله شکل‌گيري شفق‌هاي قطبي در عرض‌هاي جغرافيايي مياني و بالاتر و ايجاد اختلال در ارتباطات راديويي و همچنين قطع جريان برق مي‌شوند. با وجود آنکه خورشيد نزديک‌ترين ستاره به زمين است و طي ساليان متمادي دانشمندان بسياري به دقت آن را مورد بررسي و مطالعه قرار داده‌اند، اما هنوز سوالات بي‌پاسخ بي‌شماري در رابطه با خورشيد باقي مانده است؛ از جمله آنکه چرا جوّ خارجي خورشيد داراي درجه حرارتي معادل با يك ميليون کلوين است، در حالي که درجه حرارت سطح خورشيد که شيدسپهر ناميده مي‌شود تنها 6000 کلوين است. موضوعاتي که مطالعات جاري دانشمندان را به خود اختصاص داده است شامل بررسي چرخه‌هاي منظم فعاليت لکه‌هاي خورشيدي، مطالعه ماهيت فيزيکي و منشا پيدايش زبانه‌هاي خورشيدي، بررسي کنش و واکنش‌هاي مغناطيسي بين فام‌سپهر و تاج خورشيدي و بررسي و تحقيق راجع به ماهيت وجودي و چگونگي پيدايش بادهاي خورشيدي و منبع انتشار آنهاست.   چرخه حيات خورشيد خورشيد يک ستاره نسل سوم است که بر اساس يک نظريه قوي، شکل‌گيري آن ممکن است در اثر امواج پراکنده شده حاصل از شکل‌گيري يک يا چند [ابرنواختر] كه منجر به فشرده شدن غبار ميان‌ستاره‌اي شده، به وجود آمده است. منشا شکل‌گيري اين نظريه، کشف وجود مقادير فراواني از عناصر سنگين در منظومه شمسي مانند طلا و اورانيوم بود. اين عناصر به شکل قابل‌قبولي مي‌توانند از واکنش‌هاي هسته‌اي گرماگير يک ابرنواختر توليد شده باشند و يا در جريان تغييرات هسته‌اي از طريق جذب نوترون در داخل يک ستاره غول پيکر نسل دوم توليد شده باشند. مشاهدات از روي زمين نشان داده است که مسير حرکت خورشيد در آسمان در طي يک سال دائماً در حال تغيير است، به صورتي که اگر در طي يک سال هر روز در ساعت و دقيقه معيني از خورشيد عکسي گرفته شود و سپس نتايج تمام عکس‌ها در قالب يک عکس کنار هم قرار داده شود، مشاهده خواهد شد که مسير حرکت خورشيد شبيه به عدد 8 انگليسي است. آشکارترين تغيير در مسير حرکت خورشيد در آسمان در طي يک سال، تغيير زاويه 47 درجه‌اي آن بين شمال و جنوب (به دليل کج بودن 5/23 درجه‌اي محور زمين نسبت به خورشيد) است که همين امر، اصلي‌ترين عامل پيدايش فصول در زمين محسوب مي‌شود. همچنين، طبق قانون دوم كپلر به دليل بيضوي بودن مدار حرکت زمين به دور خورشيد، هنگامي که زمين در مدار خود به خورشيد نزديک مي‌شود، بر شتاب حرکت آن افزوده شده و با دور شدن از خورشيد از سرعت آن کاسته مي‌شود. خورشيد از نظر ميدان مغناطيسي يک ستاره فعال محسوب مي‌شود و داراي قطب‌هاي مغناطيسي بسيار قوي و متغيري است که هر سال تغيير مي‌کنند و هر 11 سال جاي آنها به کلي عکس مي‌شود. با استفاده از مدل‌هاي شبيه‌سازي‌شده رايانه‌اي و با در نظر گرفتن سير تکامل و نابودي ستارگان تخمين زده مي‌شود که تا به حال در حدود 57/4 ميليارد سال از عمر خورشيد سپري شده است و تقريباً مي‌توان گفت خورشيد در نيمه عمر خود قرار دارد. تخمين زده مي‌شود که حدود 59/4 ميليارد سال پيش، از همپاشي سريع يک ابر مولکولي هيدروژني عظيم باعث پيدايش خورشيد يعني پيدايش يک ستاره نسل سوم شد که اين ستاره جوان در يک مدار تقريباً دايره‌اي‌شکل گردشش را به دور مرکز کهکشان راه شيري آغاز کرد؛ گردشي که هر يک دور آن 26000 سال نوري است. خورشيد در حال حاضر تقريباً در دوران ميانسالي خود به سر مي‌برد و نيمي ‌از عمر خود را سپري کرده است. اين ستاره با سرعتي باور نکردني جرم را در هسته خود به انرژي تبديل مي‌کند؛ يعني در هر ثانيه بيش از 26/4 ميليون تن ماده در هسته خورشيد به انرژي تبديل مي‌شود که اين امر موجب درخشندگي و پرتوافشاني شديد خورشيد مي‌شود. با توجه به سرعت تبديل جرم به ماده در خورشيد، مي‌توان اين‌گونه نتيجه گرفت که تا به امروز خورشيد جرمي ‌معادل با 100 برابر جرم زمين را به انرژي تبديل کرده است. خورشيد از آغاز شکل‌گيري چيزي در حدود 10 ميليارد سال تحت عنوان يک ستاره رشته اصلي به سوختن ادامه خواهد داد. خورشيد از جرم کافي برخوردار نيست تا بتواند در پايان عمرش به عنوان يک ابرنواختر منفجر شود. اما 5 الي 6 ميليارد سال ديگر خورشيد وارد مرحله‌اي مي‌شود که به آن مرحله غول سرخ گفته مي‌شود. همچنان که سوخت هيدروژني خورشيد مصرف مي‌شود و هسته آن منقبض و هر لحظه گرم‌تر مي‌شود، لايه خارجي خورشيد شروع به بزرگ شدن مي‌کند. پيش از شروع همجوشي هليوم در هسته خورشيد، همجوشي هيدروژن در لايه‌اي اطراف هسته آغاز مي‌شود. سپس در اثر بالا رفتن دماي هسته مرکزي خورشيد همجوشي هسته‌اي هليوم آغاز مي‌شود که منجر به توليد کربن و اکسيژن درون هسته مي‌شود. ناپايداري دماي داخلي خورشيد منجر به از دست رفتن جرم از سطح خورشيد مي‌شود. از طرفي بزرگ شدن لايه خارجي خورشيد تا جايي ادامه مي‌يابد که اين لايه به نزديكي مدار کنوني کره زمين خواهد رسيد. البته تحقيقات و مطالعات اخير حاکي از آن است که جرمي كه خورشيد قبل از آن که به مدار زمين برسد از سطح خود از دست داده است، منجر به كاهش تاثير گرانشي آن و در نتيجه عقب راندن مدار زمين مي‌شود. به‌طوري‌که زمين در فاصله دورتري از خورشيد قرار خواهد گرفت و هنگامي که لايه خارجي خورشيد به مدار کنوني زمين مي‌رسد، زمين احتمالاً از غرق شدن در دل خورشيد محفوظ خواهد بود.  در اين مرحله، زمين بخش بزرگي از جوّ خود را از دست خواهد داد؛ تمام آب‌هاي روي زمين در اثر دماي بالاي محيط تبخير خواهد شد و به فضا خواهد گريخت؛ خورشيد به مدت 600 تا 700 ميليون سال بعد از آن، چنان گرم مي‌شود که به يک کوره بسيار داغ تبديل خواهد شد و ديگر براي زندگي به‌گونه‌اي که ما مي‌شناسيم مناسب نخواهد بود.   چرخه حيات خورشيد از آغاز پيدايش تا تبديل شدن به يک کوتوله سفيد و خاموش (منبع: ناسا)   هنگامي‌که خورشيد در مرحله آخر عمر خود منبسط مي‌شود تا به يک [غول سرخ] تبديل شود، قطرش حدود 150 برابر بزرگ‌تر خواهد شد. گازهاي منبسط‌شده و داغ خورشيد، رنگ زرد و حرارت خود را از دست مي‌دهند و قرمزرنگ و سرد خواهند شد، اما به دليل بزرگ‌تر شدن سطح خورشيد، درخشندگي آن تا 1000 برابر افزايش مي‌يابد و نور بيشتري از خود ساطع خواهد کرد. در ادامه فاز غول سرخ، به دليل تغييرات بسيار شديد حرارتي در خورشيد، اين ستاره دائماً بزرگ و کوچک مي‌شود که در اصطلاح به آن تپش خورشيد گفته مي‌شود. در حين اين تپش‌ها، خورشيد لايه‌هاي خارجي خود را از دست خواهد داد و آنها را به فضاي اطراف خواهد انداخت که باعث شکل‌گيري يک [سحابي سياره‌اي] خواهد شد. پس از آنکه خورشيد تمام لايه‌هاي خارجي خود را به دور افکند، تنها بخشي که برجاي خواهد ماند هسته بسيار داغ و درخشان خورشيد خواهد بود که به آن [کوتوله سفيد] گفته مي‌شود. کوتوله سفيد طي ميليارد‌ها سال به مرور و به آرامي‌ سرد شده، به [كوتوله سياه] تبديل خواهد شد. اين سرنوشت براي هر ستاره‌اي که کمتر از چهار برابر جرم اوليه خورشيد يا کمتر از 4/1 برابر جرم نهايي خورشيد جرم داشته باشد، به همين شكل روي خواهد بود.   چرخه‌هاي خورشيدي لکه خورشيدي و چرخه حيات لکه‌هاي خورشيدي هنگامي که با بهره‌گيري از فيلترهاي مناسب به خورشيد بنگريد اولين چيزي که نظر شما را جلب خواهد کرد، وجود لکه‌هايي تيره روي سطح خورشيد است. علت تيره‌رنگ به نظر رسيدن اين نقاط، پايين‌تر بودن دماي آنها نسبت به ساير نقاط سطح خورشيد است. لکه‌هاي خورشيدي حوزه‌هايي هستند که به علت وجود فعاليت‌هاي بسيار شديد مغناطيسي در اين نقاط، انتقال حرارت در آنها متوقف شده و هيچ‌گونه جريان همرفتي در اين نقاط وجود ندارد که اين امر مانع از انتقال دماي بسيار بالاي سطح داخلي و بسيار داغ خورشيد به اين نواحي و در نتيجه، سردتر بودن اين نقاط نسبت به ساير مناطق خورشيد مي‌شود. اين مناطق مغناطيسي منجر به گرمايش شديد تاج و شکل‌گيري مناطق فعال در خورشيد مي‌شود و خود، منبع شکل‌گيري [شراره‌هاي عظيم خورشيدي] و [فوران انبوه تاج خورشيدي] به خارج هستند. لکه‌هاي خورشيدي بسيار عظيم، مي‌توانند وسعتي معادل با ده‌‌ها هزار کيلومتر داشته باشند. تعداد لکه‌هاي خورشيدي قابل رويت ثابت نيستند و در طول يک دوره يازده ساله چرخه خورشيدي تعداد آن‌ها تغيير مي‌کند. در ابتداي هر دوره از چرخه خورشيدي لکه‌هاي خورشيدي کمي قابل رويت هستند و گاهي نيز هيچ لکه خورشيدي مشاهده نمي‌شود. با گذشت زمان و ادامه چرخه خورشيدي بر تعداد لکه‌هاي خورشيدي افزوده مي‌شود. اين لکه‌ها به مرور حرکت کرده و به خط استواي خورشيد نزديک مي‌شوند. لکه‌هاي خورشيدي معمولاً به صورت يک جفت و با قطب‌هاي مغناطيسي مخالف وجود دارند. در هر جفت لکه خورشيدي، قطب مغناطيسي لکه‌ها به طور تناوبي در هر چرخه خورشيدي عوض مي‌شود. بنابراين لکه‌اي که در يک چرخه خورشيدي قطب شمال محسوب مي‌شود در چرخه بعدي قطب جنوبي خواهد بود. چرخه‌‌هاي خورشيدي تاثير فراواني بر فضاي منظومه شمسي دارد که تاثير آن بر شرايط جوي و آب و هواي زمين نيز کاملاً محسوس و آشکار است. كاهش فعاليت چرخه خورشيد و ظاهر شدن تعداد لکه‌هاي خورشيدي کم، منجر به سرد شدن زمين و بالعكس، فعاليت بالاتر از حد متوسط خورشيد در طي يک چرخه خورشيدي، منجر به گرم‌تر شدن زمين مي‌شود. در قرن هفدهم، به نظر مي‌رسيد که چرخه خورشيدي براي چند دهه کاملاً متوقف شده باشد، چرا که در طي اين چند دهه تنها چند لکه خورشيدي بسيار کوچک روي خورشيد رصد شد. در اين دوره که به [عصر يخبندان کوچک] موسوم است ساکنان کشورهاي اروپايي دماي آب و هواي بسيار سردي را تجربه کردند.   بررسي امکان‌پذيري چرخه بلندمدت خورشيدي و وقوع عصر يخبندان فرضيه اخير در زمينه چرخه‌هاي خورشيدي حاکي از وجود ناپايداري‌هاي مغناطيسي در هسته خورشيد است. اين فرضيه بيان مي‌کند که اين ناپايداري مي‌تواند موجب تنزل و يا ارتقاي فعاليت خورشيد در طي يک دوره از چرخه خورشيدي شود. بر طبق اين فرضيه، اين اتفاق مي‌تواند هر 41000 يا هر 100000 سال يک‌بار رخ دهد و به اين ترتيب، مي‌توان وجود عصرهاي يخبندان را توضيح داد. اين فرضيه نيز همانند ساير فرضيه‌‌هاي اخترفيزيک به طور مستقيم قابل آزمايش و تجربه‌پذير نيست. مسأله نوترينوي خورشيدي سال‌هاي بسيار زيادي تعداد نوترينوهايي که از خورشيد جدا شده و روي زمين آشکار مي‌شد، تنها يک سوم تا نصف تعدادي را شامل بود که توسط مدل‌‌هاي خورشيدي استاندارد تخمين زده مي‌شد. اين نتيجه غيرعادي و خلاف قاعده را مسأله نوترينوي خورشيدي ناميدند.      نوترينو ذره‌اي بنيادي و خنثي است که در ضمن واپاشي بتاي هسته‌هاي اتمي ‌همراه با الکترون يا پوزيترون گسيل مي‌شود. همانند نوترون، نوترينو نيز بار الکتريکي ندارد؛ نوترينو با الکترون‌ها عملاً اندرکنش نمي‌کند و باعث يونش قابل‌توجه محيط نمي‌شود. نوترينو ذره بنيادي ناپايدار و سبکي است که جرمش در حدود ۲۰۰/1 جرم الکترون است. افزون بر اين، برهمکنش نوترينو با هسته‌ها خيلي ضعيف است. انرژي الکترون حاصل از واپاشي ذره بتا مي‌تواند مقادير مختلف، از صفر تا مقدار ماکزيمم معين W را داشته باشد. مهم است بدانيم که اين مقدار ماکزيمم درست برابر با انرژي دروني آزاد شده در ضمن واکنش مذكور است. براي سازگاري با قانون بقاي انرژي بايد فرض کرد که در جريان واپاشي ذره بتا همراه با الکترون يک ذره ديگر نيز (يعني نوترينو) تشکيل مي‌شود. اين ذره انرژي اي را با خود حمل مي‌کند که مکمل انرژي الکترون تا W است. اگر نوترينو انرژي‌اي نزديک به W با خود حمل کند، انرژي الکترون نزديک به صفر است. اگر انرژي نوترينو کم باشد، برعکس، انرژي الکترون نزديک به W است. تحليل تفضيلي از واپاشي به دلايل متقاعدکننده ديگري بر گسيل نوترينو در اين فرايند دلالت دارد. در هر ثانيه 1012 عدد نوترينو از بدن ما عبور مي‌كند، اما از آنجا كه نوترينوها تقريباً هيچ‌گاه بر ماده تاثيري نمي‌گذارند، ما متوجه عبور آنها نمي‌شويم و درست به همين دليل است كه مي‌توانند به آساني از مركز خورشيد، جايي كه حركت فوتون‌ها به دليل چگالي بالا قرن‌ها طول مي‌كشد، به بيرون گسيل شوند. هرچند نوترينوها را نمي‌توان به راحتي به كمك آشكارسازها شكار كرد، اما برخي فعل و انفعالات هسته‌اي را مي‌توان به كمك نوترينوها تسريع كرد و از اين طريق به وجود آن‌ها پي‌برد. با اين وجود، باز هم تعداد نوترينوهايي كه در اين آزمايش‌ها به دست مي‌آمد، يك‌سوم تعداد كل نوترينوهايي بود كه بر اساس مدل‌هاي رايانه‌اي پيش‌بيني مي‌شد. براي توجيه مسأله نوترينوي خورشيدي، فرضيه‌هاي مختلفي بيان شد که در آنها سعي شده بود با بيان اين موضوع که دماي داخلي خورشيد کمتر از آنچه که تخمين زده مي‌شود است، مسأله کم بودن شار نوترينوهاي دريافتي روي زمين توجيه شود. همچنين به اين موضوع نيز اشاره شده بود که نوترينوها هنگامي‌که فاصله بين خورشيد تا زمين را طي مي‌کنند، داراي نوساناتي مي‌شوند که ممکن است همه آنها توسط آشکارسازهاي روي زمين شناسايي و دريافت نشوند. به همين جهت در دهه 1980، چندين رصدخانه آشکارساز نوترينوي بسيار دقيق مانند [رصدخانه نوترينوي سادبري] در كانادا و [رصدخانه کميوکنده] در ژاپن ساخته شد تا دانشمندان بتوانند با دقت هرچه بيشتري تعداد نوترينوهاي دريافتي را اندازه بگيرند. نتايج اين تحقيقات در نهايت منجر به کشف اين موضوع شد که نوترينوها داراي [جرم ساکن]  بسيار کوچکي هستند که به‌راستي مي‌توانند دچار نوسان شوند.  افزون بر اين، در سال 2001 دانشمندان رصدخانه سادبري موفق شدند هر سه نوع نوترينوي دريافتي (نوترينوي الكتروني، [موئون]، و [تائو]) را به طور مستقيم شناسايي و آشکار کنند و به اين ترتيب انتشار نوترينوي خورشيد به طور کلي با نتايج حاصل از شبيه‌سازي استاندارد خورشيد مطابقت داشت، هرچند که با توجه به ميزان انرژي نوترينوها، تنها يک سوم نوترينوهاي ديده شده روي زمين از نوع الکتروني هستند. نوترينوهاي الكتروني تنها يكي از سه نوع نوترينويي هستند كه به نظر مي‌رسد وجود داشته باشند. از آنجا كه آشكارسازهاي اوليه تنها قادر به نشان دادن اين دسته از نوترينوها بودند، تعداد كل نوترينوهايي كه از خورشيد به زمين مي‌رسيد، يك سوم كل نوترينوهايي به دست آمد كه بر اساس مدل‌هاي رايانه‌اي و محاسبات عددي همجوشي هسته‌‌اي هيدروژن در مركز خورشيد به وجود مي‌آمدند. بنابراين سرانجام مسأله نوترينوي خورشيدي که سال‌ها بي‌پاسخ مانده بود، حل شد.   گرمايش تاج خورشيدي سطح قابل‌رويت و نوراني خورشيد (شيدسپهر) داراي درجه حرارتي معادل با 6000 کلوين است که بالاي اين منطقه و پس از فام‌سپهر، تاج خورشيدي با دمايي معادل با 1،000،000 کلوين قرار دارد. دماي بسيار بالاي اين منطقه نشان‌دهنده آن است که اين ناحيه توسط منبع ديگري به غير از گرماي گسيل‌شده از شيدسپهر تا به اين حد گرم مي‌شود.   اين‌گونه تصور مي‌شود که انرژي لازم براي گرم کردن هاله خورشيد توسط جريان‌هاي بسيار متلاطم و سرکش لايه انتقال حرارتي که زير شيدسپهر قرار دارد، تامين مي‌شود که براي توجيه چگونگي آن دو نوع سازوكار متفاوت مطرح مي‌شود. سازوكار اول شامل گرمايش موجي است و شکل‌گيري امواج صوتي، امواج گرانشي و امواج هيدروديناميکي مغناطيسي در اثر وجود جريان‌هاي آشفته و متلاطم را شرح مي‌دهد. اين امواج پس از توليد به سمت بالا رفته و با برخورد به تاج خورشيدي باعث از همپاشي و آزاد شدن انرژي به صورت انرژي گرمايي مي‌شود و سازوكار دوم شامل گرمايش مغناطيسي است که در اين سازوكار، انرژي مغناطيسي به طور متداوم توسط جريان‌هاي موجود در شيدسپهر ساخته مي‌شود و به سمت نواحي مغناطيسي و لکه‌هاي خورشيدي و در قالب شراره‌ها و شعله‌هاي بسيار عظيم خورشيدي رها مي‌شود. همين امر منجر به گرمايش تاج خورشيدي از طريق فرايندهاي بي‌شمار مشابه با سازوكار اول اما در مقياس کوچک‌تر مي‌شود.   خورشيد جوان کم‌نور مدل‌ها و فرضيه‌‌هاي مطرح شده در مورد فعاليت‌هاي خورشيدي حاکي از آن است که از 5/2 تا 8/3 ميليارد سال پيش که به آن [دوره آركين] گفته مي‌شود، خورشيد تنها به اندازه 75% حال حاضر روشن و درخشان بوده است. چنين ستاره ضعيف و کم‌نوري قادر نبود به شکل‌گيري و پايدار نگه‌داشتن آب به‌صورت مايع روي سطح زمين کمک کند، بنابراين مي‌توان نتيجه گرفت که طي اين دوره حيات روي زمين وجود نداشته است.   البته شواهد زمين‌شناسي موجود بيانگر آن است که زمين همواره در طول تاريخ حياتش در محدوده دمايي نسبتاً مساعد و ثابتي قرار داشته است و حتي گفته مي‌شود که زمين جوان از امروز اندکي گرم‌تر بوده است. دانشمندان بر سر اين موضوع توافق‌نظر دارند که جوّ زمين جوان داراي مقادير بسيار بيشتري گازهاي گلخانه‌اي (مانند دي‌اکسيدکربن، متان و آمونياک) نسبت به امروز بوده است که به واسطه آن با وجود کم‌نور و ضعيف بودن انرژي دريافتي از خورشيد، جوّ زمين قادر بوده است گرماي کافي را روي زمين نگه دارد و مانع از فرار گرما از سطح زمين شود.   ميدان مغناطيسي خورشيد به علت دماي بسيار بالاي خورشيد، مواد در خورشيد حالت گازي و پلاسمايي‌شکل دارند که اين امر به خورشيد اين امکان را مي‌دهد که در نزديک نواحي استوايي با سرعت بيشتري (25 روز) نسبت به نواحي نزديک به قطبين (35 روز) بچرخد. چنين تفاوتي در چرخش خورشيد که به آن [چرخش تفاضلي يا افتراقي خورشيد] گفته مي‌شود منجر به گره خوردن و دورهم پيچيدن ميدان‌هاي مغناطيسي خورشيد به يکديگر و شکل‌گيري [حلقه‌هاي مغناطيسي] مي‌شود که موجب شکل‌گيري شعله‌ها و لکه‌هاي خورشيدي و چرخه‌هاي يازده ساله خورشيدي و همچنين جابجايي قطب‌‌هاي مغناطيسي خورشيد در هر يازده سال (با شروع هر دوره جديد) مي‌شود.   تاريخچه رصد خورشيد دوره باستان درک اوليه انسان‌هاي باستان از خورشيد، صفحه‌اي مدور و درخشان در آسمان بود که بودنش در آسمان روز را پديد مي‌آورد و نبودنش شب را در پي‌داشت. خورشيد به عنوان يک پديده مافوق طبيعه و به عنوان يکي از خدايان توسط بسياري از انسان‌هاي دوران باستان مورد پرستش و ستايش قرار مي‌گرفته است که از آن ميان، مي‌توان به ساکنان امريکاي جنوبي و همچنين ساکنان مکزيک امروزي اشاره کرد. از آنجايي که به نظر مي‌رسيد خورشيد در طول مدت يک سال يک بار به دور دايره‌البروج گردش مي‌کند، ستاره‌شناسان يونان باستان خورشيد را به عنوان يکي از هفت سياره‌اي که تا آن زمان شناسايي کرده بودند، محسوب کردند و در نام‌گذاري هفت روز هفته از نام خورشيد هم بهره گرفتند.   توسعه شيوه درک نوين و علمي‌خورشيد اولين فردي که تعريف علمي از خورشيد ارائه کرد، فيلسوفي يوناني به نام [آناكساگوراس] بود که استدلال نمود خورشيد يک توپ شعله‌ور تشکيل شده از ماده است که اندازه آن نه به کوچکي ارابه‌ خداي خورشيد، بلکه حتي از اندازه شبه جزيره جنوبي يونان نيز بزرگ‌تر است. از آنجايي که افکار و گفتار اين فيلسوف با عقايد حاکم بر مردم آن زمان مطابقت نداشت و نوعي ارتداد و بدعت‌گذاري محسوب مي‌شد، براي درس عبرت دادن به مردم، او را زنداني و به اعدام محکوم کردند که سرانجام با مداخله و شفاعت [پريکلس] آزاد شد. احتمالاً [اراتوستنس] اولين فردي بود که موفق شد به طور دقيق فاصله بين زمين و خورشيد را معادل 149 ميليون کيلومتر محاسبه کند که اين رقم تقريباً با اندازه‌گيري‌هاي امروزي مطابقت دارد. اين فرضيه که خورشيد در مرکز فضايي قرار دارد که ساير سيارات به گرد آن مي‌چرخند، توسط يکي از يونانيان باستان به نام  [آريستارکوس] و همچنين مردم هندوستان مطرح شد که اين فرضيه بعدها توسط [نيکلاس کوپرنيک] دوباره جان تازه‌اي به خود گرفت و رواج يافت. در اوايل قرن هفدهم، اختراع تلسکوپ به دانشمندان و اخترشناساني چون [توماس هريوت] و [گاليلو گاليله] کمک کرد تا بتوانند در مورد جزئيات بيشتري چون لکه‌‌هاي خورشيدي تحقيق کنند. گاليله اولين کسي بود که بررسي‌ها و تحقيق‌هايي روي لکه‌هاي خورشيدي انجام داد و سرانجام موفق به کشف اين موضوع شد که اين لکه‌ها بر روي سطح خورشيد قرار دارند، نه آنکه اجرام کوچکي باشند که مابين زمين و خورشيد قرار گرفته باشند. ايزاک نيوتن اولين بار با استفاده از يک منشور به بررسي نور خورشيد پرداخت و متوجه شد نور خورشيد از طيف وسيعي از نور با طول موج‌هاي مختلف و در نتيجه از رنگ‌هاي مختلف تشکيل شده است. در نخستين سال‌هاي مطالعه علمي‌خورشيد منبع اصلي توليد انرژي در خورشيد بزرگ‌ترين معماي حل‌نشده بشر بود. [لرد کلوين] خورشيد را کره‌اي پنداشت که به دليل گرماي بالا، مواد در آن حالت مايع دارند و بيان کرد که هسته خورشيد بسيار گرم و داغ بوده است که با گذشت زمان اين هسته سردتر و سردتر مي‌شود و گرماي متساعدشده از خورشيد نيز گرماي متساعدشده از هسته آن است. با توجه به اين فرضيه، کلوين عمر خورشيد را تا آن زمان چيزي در حدود 20 ميليون سال تخمين زد که با واقعيت بسيار تفاوت داشت. سرانجام در سال 1890 [ژوزف لاک‌ير] با کشف هليوم با استفاده از طيف‌سنجي نور خورشيد موفق به ارائه نظريه کامل‌تري در مورد منبع انرژي خورشيد شد، اما در واقع تا سال 1904 هيچ مدرک و دليل قطعي در رابطه با منبع انرژي ارائه نشد و همه دانشمندان تنها در حد فرضيه مي‌توانستند به استدلال خود اتكا کنند. سرانجام آلبرت انيشتين بود که با ارائه معادله مشهور جرم- انرژي E = mc² توانست پاسخ مناسبي به اين سوال بشر دهد.   ماموريت‌هاي فضايي براي كاوش خورشيد اولين فضاپيماهايي که براي مطالعه خورشيد مورد بهره‌برداري قرار گرفتند، فضاپيماهاي آژانس فضايي ايالات متحده، ناسا، بودند که با نام‌هاي [پايونير] 5، 6، 7، 8 و 9 طي سال‌هاي 1959 تا 1968 به فضا پرتاب شدند. اين فضاپيماها در مداري نزديک به مدار زمين به دور خورشيد گردش کردند و موفق شدند اطلاعات مناسبي در زمينه بادهاي خورشيدي و ميدان‌هاي مغناطيسي خورشيد به زمين ارسال کنند. فضاپيماي پايونير 9 توانست براي مدت زمان نسبتاً طولاني به فعاليت خود ادامه دهد و تا سال 1987 اطلاعات ارزشمندي به زمين مخابره كرد. در دهه 1970، [هليوس1] و ايستگاه فضايي [اسکاي‌لب] با کمک تلسکوپ آپولو که داخل اين ايستگاه تعبيه شده بود، موفق شدند اطلاعات بسيار ارزشمندي درباره بادهاي خورشيدي و مشخصات تاج خورشيدي در اختيار دانشمندان قرار دهند. هليوس1 ساخت مشترک ايالات متحده آمريکا و آلمان بود که در مداري نزديک‌تر از مدار سياره تير به دور خورشيد گردش کرد و اطلاعاتي در مورد بادهاي خورشيدي به زمين ارسال نمود. تاج خورشيدي در اين تصوير كه توسط فضاپيماي سوهو گرفته شده‌ است، به وضوح مشاهده مي‌شود (عكس از ناسا)   در سال 1980 [ماموريت فضايي سولار ماکسيمم] توسط ناسا انجام شد که هدف از آن، مطالعه امواج گاما، اشعه ايکس و اشعه فرابنفش ساطع شده از خورشيد در طي يک دوره از فعاليت شديد خورشيدي بود.اما چند ماه پس از پرتاب اين فضاپيما، نقص الکتريکي در يکي از بخش‌ها باعث توقف فعاليت آن شد و تا 3 سال بعد، يعني تا زماني‌که خدمه شاتل چلنجر موفق به تعمير اين فضاپيما شدند، همچنان بدون آنکه اطلاعات يا عکسي به زمين ارسال کند به گردش خود در مدارش به دور خورشيد ادامه داد. سولار ماكسيمم  پس از تعمير و قبل از بازگشت به زمين در سال 1989 توانست نقش مهمي در ارسال طلاعات و عکس‌هاي موردنياز دانشمندان به زمين ايفا کند.  فضاپيماي ژاپني [يوهکو] (به معناي پرتوي خورشيد) در سال 1991 به فضا پرتاب شد و به بررسي شعله‌هاي خورشيدي با استفاده از اشعه ايکس پرداخت و به دانشمندان کمک کرد تا بتوانند فرق‌هايي بين شعله‌هاي خورشيدي قائل شوند و به تقسيم‌بندي آنها بپردازند. خورشيدگرفتگي حلقوي سال 2001 منجر به اختلال در رديابي خورشيد توسط  اين فضاپيما شد و در پي آن،  کليه فعاليت‌هاي يوهكو متوقف شد. اين فضاپيما در سال 2005 با ورود به جوّ زمين سوخت و نابود شد.   يکي از مهم‌ترين ماموريت‌هاي فضايي انجام شده تا به امروز در رابطه با خورشيد، [فضاپيماي سوهو] بوده است که در دوم دسامبر سال 1995 به فضا پرتاب شد که مدت ماموريت آن 2 سال در نظر گرفته شده بود. در حال حاضر، سوهو بيش از 10 سال است که همچنان در حال ارسال اطلاعات و عکس‌هاي بسيار مفيد به زمين است.    [رصدگر سولار دايناميک] نيز در دسامبر 2008 براي مطالعه خورشيد به فضا پرتاب خواهد شد که مدار آن بين زمين و خوشيد در نقطه‌اي که برآيند نيروهاي مغناطيسي زمين و خورشيد مساوي است، خواهد بود.   مراجع [1] - Bryson B., “A Short History of Nearly Everything”, Broadway Books, 2004. [2] - Than K., “Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single”, www.space.com, Jan 30, 2006. [3] - Gibson E.G., “The Quiet Sun”, NASA, 1973. [4] - www.aerospaceusr.ir [5] - www.nasa.gov [6] - www.space.com [7] - www.wikipedia.com         برگرفته از  دانشنامه فضایی